الفلك

هل يزداد تمدد الكون مع زيادة المسافة؟

هل يزداد تمدد الكون مع زيادة المسافة؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

قرأت شيئًا ما في كتاب في اليوم الآخر مما جعلني في حيرة من أمري. كانوا يتحدثون عن توسع الكون ، وإذا فهمت كل شيء ، قالوا إن توسع الكون يزداد مع المسافة. أتساءل عما إذا كنت قد فهمت هذا بشكل صحيح ، لأنني كنت أقرأ عن قانون هابل وقال إن الانزياح الأحمر إذا كانت المجرات بعيدة (بسبب توسع الكون) يتناسب مع المسافة (حتى بضع مئات من الميغا فرسخ) . ألا يعني هذا أن التمدد هو نفسه ولكن الانزياح الأحمر يزداد؟ (لا أفهم لماذا يكون الانزياح الأحمر متناسبًا ورسم بيانيًا خطيًا إذا توسع الكون منا بشكل متناسب مع المسافة ، أو على الأقل أبعد من ذلك). أتمنى أن تفهم ما أعنيه بكل هذا.


لست متأكدًا من سبب قولك "التوسع هو نفسه"عندما تقول ذلك أيضًا"يزيد التوسع مع المسافة"، لكنني لن أقول إن" التوسع يزداد "، بل إن" سرعة الركود تزداد ".

سرعة الركود $ v $ من المجرات يزيد خطيًا مع المسافة $ د $. ثابت التناسب يسمى ثابت هابل H_0 دولار. وهكذا ، ينص قانون هابل على ذلك $$ v = H_0 د ، $$ وحاليا $ H_0 simeq 70 ، mathrm {km} ، mathrm {s} ^ {- 1} ، mathrm {Mpc} ^ {- 1} $، لكنها كانت أعلى في الماضي. هذا يعني أنه بالنسبة لكل Mpc (mega-parsec ، $ simeq 3.26 times10 ^ 6 $ سنة ضوئية) مجرة ​​منا ، وسرعتها بعيدة عنا تقريبًا 70 دولارًا ، mathrm {km} ، mathrm {s} ^ {- 1} $. هذه هي السرعة التي لديها فى الحال، ولكن ليس السرعة التي نراها ، لأننا نراها في الماضي.

في الحقيقة ، نحن لا نرى سرعة على الإطلاق. نقيس انزياح المجرة نحو الأحمر $ z $، و $ z $ يزيد أيضًا مع المسافة ، ولكن ليس خطيًا. هذا لأنه يعتمد على مقدار تمدد الكون منذ انبعاث الضوء ، ويتغير معدل التمدد مع مرور الوقت. ولكن بالنسبة للمسافات الصغيرة بما يكفي ، أي بالنسبة للمجرات التي لم تُر في الماضي البعيد ، فإن العلاقة قريبة من الخطية ، بحيث $ v = cz $، أين $ c $ هي سرعة الضوء.

هذا في الواقع صحيح تقريبًا إلى بضع مئات من Mpc. بالنسبة للمسافات الأكبر ، تصبح العلاقة الخطية غير دقيقة ، ويجب على المرء بدلاً من ذلك تطبيق نموذج كوني لتاريخ تمدد الكون ، والذي يعتمد بشكل غير بسيط على كثافات مكوناته المختلفة.

تسارع الكون

مصطلح "معدل التوسع المتسارع" لا يشير إلى قيمة $ H $، ولكن بمعدل عامل المقياس $ a $ - "حجم" الكون - يزداد (قد يكون أو لا يكون الكون كبيرًا بشكل غير محدود ؛ $ a $ تم تطبيعه بحيث ، اليوم ، $ أ = 1 دولار).

لقيمة معينة $ H $، فنحن نعرف سرعة الركود لأي نقطتين تفصل بينهما مسافة معينة في وقت معين. في وقت لاحق ، ستزيد هاتان النقطتان من المسافة بينهما ، وبالتالي - وفقًا لقانون هابل - ستزداد سرعة الركود.

ما كان أعلى في الماضي هو معامل هابل $ H (t) $. سيقل هذا الرقم في المستقبل بشكل مقارب نحو قيمة أصغر قليلاً من $$ H (t ! ! rightarrow ! ! infty) = H_0 sqrt { Omega_ Lambda} simeq 56 ، mathrm {km} ، mathrm {s} ^ {- 1} ، mathrm {Mpc} ^ {- 1}. $$ يتم تعريف معلمة هابل على أنها $ H equiv dot {a} / a $، أين $ dot {a} equiv da / dt $ هو تغير الكون في الحجم لكل وحدة زمنية. إذا $ H $ ثابت و $ a $ يزيد ، إذن $ dot {a} $ يزيد أيضا. أي أن الزيادة في سرعة أي نقطتين تتسارع. في الواقع ، يمكننا حل المعادلة التفاضلية والحصول على ذلك في المستقبل $$ a (t ! ! rightarrow ! ! infty) propto e ^ {Ht}، $$ أي أن عامل القياس يزيد أضعافا مضاعفة.

يوضح الشكل أدناه تطور $ a (t) $ حتى $ t sim130 ، mathrm {جير} $. على اليسار هو تكبير الأول 20 $ ، mathrm {Gyr} $ حيث يمكنك أن ترى كيف الكون ديسرعان الأول $ sim10 ، mathrm {جير} $، حتى بدأت الطاقة المظلمة في السيطرة على الديناميكيات.

في الوقت الحالي ، يكون التسارع متواضعًا جدًا ، لكنه سيزداد بدون حدود في المستقبل ؛ على سبيل المثال ، في 50 Gyr من الآن ، $ a sim10 $، أي ستكون المجرات 10 دولارات مرات $ أبعد من بعضنا البعض ، ولكن في 100 Gyr لدينا $ a sim150 $.


لوضع الأمر في أبسط صوره ، تخيل بالونًا منفوخًا به عدد من النقاط مبعثرة على سطحه. يمثل البالون الكون والنقاط هي المجرات. قم بتضخيم البالون أكثر وستلاحظ أن النملة الموضوعة على إحدى النقاط سترى نفسها في حالة راحة مع تحرك جميع النقاط الأخرى بعيدًا ، مع ابتعاد النقاط الأبعد بشكل أسرع على الإطلاق. النملة تمثلك بالطبع ، وتمدد الكرة يمثل توسع الكون. النملة الموضوعة على أي نقطة أخرى سترى نفسها أيضًا في حالة راحة ، مع ابتعاد نقطتك عنه بسرعة تتناسب مع المسافة التي تفصلها. ينحرف الكون عن هذا التشبيه لأن المجرات القريبة جدًا منا ، أندروميدا على سبيل المثال ، لديها حركة مناسبة تخفي التمدد الكوني وستنتج في بعض الأحيان انزياحًا أزرقًا بدلاً من الانزياح الأحمر.


هل يزداد تمدد الكون مع زيادة المسافة؟ - الفلك

إذا قلنا أن الضوء من مجرة ​​بعيدة استغرق 10 مليارات سنة للوصول إلى الأرض (10 مليارات سنة ضوئية من الأرض) ، فلماذا ليس صحيحًا أن المجرة في الواقع بعيدة جدًا منذ ذلك الحين خلال 10 مليارات سنة منذ أن بدأ الضوء في رحلتها نحونا ، هل استمرت المجرة في التحرك بعيدًا؟

إذا كان لهذا أي حقيقة ، فإن المجرات الأبعد والتي تسافر بالقرب من سرعة الضوء بعيدًا عنا هي ضعف المسافة الآن (تقريبًا 28 مليار سنة ضوئية إذا كان عمر الكون 14 مليار سنة) كما كانت عندما بدأ النور رحلته!

من الشرعي تمامًا أن نقول إن المجرة تبعد الآن عن الأرض بأكثر من 10 مليارات سنة ضوئية - إذا أنت تستخدم تعريفًا معينًا لـ "المسافة" إلى المجرة. لسوء الحظ ، تعد المسافة واحدة من تلك الأشياء التي لها معنى بديهي في الحياة اليومية ولكنها ليست بديهية جدًا في كوننا الآخذ في الاتساع! لا يكون علماء الفلك (والأشخاص الآخرون) دائمًا واضحين جدًا بشأن ما يقصدونه عندما يتحدثون عن "مسافة" جسم ما ، مما يؤدي إلى الكثير من الالتباس حول هذا الموضوع. اقرأ لمزيد من الشرح.

بادئ ذي بدء ، لا يتكون توسع الكون من مجرات تتحرك عبر بعض الفضاء الساكن ، بل يتكون بالأحرى من "تمدد" الفضاء نفسه. يتحرك الضوء عبر هذا الفضاء المتسع وعليه أن يقطع المسافة الأولية زائد مهما كانت المسافة المضافة بسبب توسع الكون أثناء الرحلة. يشبه الجري على مضمار سباق يتم شده - إذا كان مضمار السباق قد بدأ بطول 100 متر ولكنه امتد إلى طول نهائي يبلغ 400 متر بينما كنت تجري من البداية إلى النهاية ، فإن المسافة الإجمالية التي ركضتها تكون أكثر من 100 متر.

في الواقع ، عندما تتحدث عن "المسافة" بين خط البداية وخط النهاية في مضمار السباق ، فقد تعني عدة أشياء مختلفة:

(1) يمكن أن تقصد 100 متر ، نظرًا لأن هذه هي المسافة عند بدء الركض ، فهي أيضًا ما تشير إليه العلامات على المسار الذي تشير إليه المسافة.

(2) يمكن أن تقصد 400 متر ، لأن هذه هي المسافة بين البداية والنهاية في اللحظة التي تصل فيها إلى خط النهاية.

(3) قد تقصد المسافة الفعلية التي ركضتها ، والتي تزيد عن 100 متر (نظرًا لأن المسار يمتد أثناء الجري عليه) ، ولكن أقل من 400 متر (نظرًا لأن بعض الامتدادات تحدث في أجزاء من المسار أنت '' لقد مرت بالفعل).

[شكرًا للقارئ على توضيح الفرق بين (2) و (3) - في محاولتي الأولى للإجابة على هذا السؤال لم أفرق بينهما!]

يمكنك أن ترى من المثال أعلاه أنه عندما يتحدث علماء الفلك عن "المسافة" إلى مجرة ​​بعيدة ، فهناك العديد من الأشياء التي قد يقصدونها! يحتوي البرنامج التعليمي لعلم الكونيات في نيد رايت على مناقشة تقنية شاملة للأنواع المختلفة للمسافات التي يستخدمها علماء الفلك (على الرغم من أنه قد يكون من الصعب بعض الشيء فهم ما إذا كنت تقفز إليها دون قراءة الأجزاء السابقة من البرنامج التعليمي أولاً) - بعض هذه المسافات هي على غرار تلك التي تمت مناقشتها أعلاه في مضمار السباق ، في حين أن البعض الآخر مختلف تمامًا. لديه أيضًا بعض الإجابات المنشورة على الأسئلة المشابهة للأسئلة التي تطرحها.

إذا علمنا بطريقة ما أن "الضوء من مجرة ​​بعيدة استغرق 10 مليارات سنة للوصول إلى الأرض" ، كما يفترض سؤالك ، فمن الواضح ، إذا كنا نستخدم التعريف رقم 3 ، فسنقول إن المسافة إلى المجرة هي 10 مليارات سنة ضوئية. ومع ذلك ، إذا كنا نستخدم التعريف رقم 1 ، فسنقول إن المسافة إلى المجرة أقل من 10 مليار سنة ضوئية (أي كانت أقرب من 10 مليار سنة ضوئية عند انبعاث الضوء) ، وإذا كنا نستخدم التعريف رقم 2 يمكننا القول أن المسافة إلى المجرة أكبر من 10 مليار سنة ضوئية (أي أنها أكبر من 10 مليار سنة ضوئية الآن ، عندما نستقبل الضوء من قبلنا).

كما ترى ، فإن القول بأن مجرة ​​"تبعد 10 مليارات سنة ضوئية" هو بيان غامض! لا يعني ذلك كثيرًا ما لم تحدد أيضًا تعريف المسافة التي تستخدمها. وعلى الرغم من أن التعريف رقم 2 هو على الأرجح هو الذي يتوافق بشكل وثيق مع شعورك الحدسي عن ماهية "المسافة" ، إلا أن هذا ليس دائمًا أفضل تعريف في علم الفلك! بعد كل شيء ، الضوء الذي ينتقل من مجرة ​​بعيدة إلينا هو ضوءنا فقط مصدر المعلومات حول تلك المجرة ، لذلك قد نهتم أكثر قليلاً بالمسافة المادية التي قطعها الضوء (التعريف رقم 3) بدلاً من المسافة التي تبعد المجرة الآن (التعريف رقم 2) ، منذ المسافة التي تبعدها المجرة الآن ليس له تأثير على ما نراه عندما ننظر إلى المجرة.

كل تعريفات المسافة التي نوقشت هنا تعاني من بعض المشاكل العملية. من أجل استخدام القياسات الفلكية لحساب أي من هذه المسافات إلى مجرة ​​معينة فعليًا ، نحتاج إلى معرفة شيء ما عن تاريخ توسع الكون (بمعنى آخر ، كيف تمدد مضمار السباق كدالة للوقت؟). تعطي النماذج المختلفة لتوسع الكون أرقامًا مختلفة للمسافة إلى المجرة ، وعلى الرغم من أن القياسات الحديثة (خاصة تلك الخاصة بقمر WMAP الصناعي) تساعدنا في معرفة المزيد حول كيفية توسع الكون ، إلا أننا ما زلنا لا نعرف كل التفاصيل.

لذلك ، فإن القياس الأكثر شيوعًا للمسافة الذي يستخدمه علماء الفلك للمجرات البعيدة هو أبسط بكثير وأقل إفادة من تعريفات المسافة التي تمت مناقشتها أعلاه ، ولكن القياس أسهل بكثير! يُعرف قياس المسافة هذا باسم الانزياح الأحمر مجرة بعيدة. يستفيد علماء الفلك من حقيقة أن الضوء ينتقل عبر الكون المتسع بحد ذاتها يتمدد بنفس العامل الذي يقوم به الكون ، مما يؤدي إلى زيادة طول موجته وتغير لونه ويصبح أكثر باتجاه النهاية الحمراء للطيف. يشير الانزياح الأحمر للضوء إلى مقدار تمدده وهو في الأساس قياس لمدى توسع الكون أثناء رحلة الضوء من المجرة البعيدة إلينا.

يمكن لعلماء الفلك قياس الطول الموجي للضوء الذي نستقبله على الأرض ، ويمكنهم أيضًا تحديد الطول الموجي للضوء عند انبعاثه ، بناءً على معرفة العمليات الكيميائية المتضمنة في إنتاج الضوء (للحصول على بعض المعلومات حول كيفية ذلك. انتهى ، انظر إجابتنا على سؤال سابق). لذلك ، يمكنهم بسهولة حساب الانزياح الأحمر لأي جسم بعيد تقريبًا.

في مثال مضمار السباق الذي تمت مناقشته أعلاه ، تم توسيع المسار بمعامل 4 (من 100 متر إلى 400 متر). قد يقول علماء الفلك أن الانزياح الأحمر في هذه الحالة هو 3 (يُعرَّف الانزياح الأحمر بأنه "أقل بمقدار عامل واحد من العامل الذي تمدد الكون بواسطته" ، لذلك يتضح أنه إذا لم يكن هناك توسع على الإطلاق ، فإن الانزياح الأحمر سيكون صفراً ). إذا كنت تركض على مضمار السباق وكان جسمك يتصرف مثل الضوء ، فستصل إلى خط النهاية وتجد أن جسمك كان أكبر بأربع مرات مما كان عليه عندما بدأت!

الانزياح الأحمر ليس مقياسًا "تقليديًا" للمسافة بالمعنى الذي اعتدنا عليه. إن الوقوف عند خط النهاية والقول بأن خط البداية عند انزياح أحمر بمقدار 3 لا يخبرنا بأي شيء عن حجم المسار أو المسافة التي قطعتها للتو. (ربما هذا هو السبب في أن الصحفيين العلميين لا يستخدمون الانزياح الأحمر أبدًا لوصف المسافات على الرغم من أنه ما يستخدمه علماء الفلك طوال الوقت - إنه ليس شيئًا يمكن للقراء التواصل معه بشكل بديهي.) ومع ذلك ، هناك بعض المعنى لهذا المفهوم - في توسع الكون ، والأجسام ذات الانزياحات الحمراء الأكبر هي أبعد. لذا ، إذا قمنا بقياس مجرة ​​واحدة بها انزياح أحمر بمقدار 3 وأخرى بها انزياح أحمر بمقدار 3.5 ، فقد لا يكون لدينا أي فكرة عن المدة التي سنستغرقها للوصول إلى أي منهما في مركبة فضائية ، ولكن على الأقل يمكننا تحديد أي منهما واحد يمكننا الوصول إليه بشكل أسرع!

تم آخر تحديث لهذه الصفحة في 27 حزيران (يونيو) 2015.

عن المؤلف

ديف روثستين

ديف هو طالب دراسات عليا سابق وباحث ما بعد الدكتوراه في جامعة كورنيل ، استخدم ملاحظات الأشعة تحت الحمراء والأشعة السينية ونماذج الكمبيوتر النظرية لدراسة الثقوب السوداء المتصاعدة في مجرتنا. كما قام بمعظم عمليات التطوير للإصدار السابق من الموقع.


قياس تمدد الكون: أهمية قياس السرعة

في كلا الملاحظتين ، يُقاس الانزياح نحو الأحمر من وضوح المستعر الأعظم. لكن في الملاحظة 2 (جالاكسي 2) يتم القياس على مقذوفات الانفجار. أصبحت القياسات على Galaxy 2 غير مؤكدة لأننا لا نعرف بالضبط في كل حالة مدى سرعة الانفجار في إخراج المادة. لا يزال يتم صنعه من أجل الحصول على أكبر قدر ممكن من البيانات. الائتمان: معهد نيلز بور

منذ أن أوضح عالم الفلك إدوين هابل أنه كلما تباعدت المجرتان ، كلما ابتعدتا عن بعضهما بشكل أسرع ، قام الباحثون بقياس معدل توسع الكون (ثابت هابل) وتاريخ هذا التوسع. في الآونة الأخيرة ، ظهر لغز جديد ، حيث يبدو أن هناك تناقضًا بين قياسات هذا التمدد باستخدام الإشعاع في الكون المبكر واستخدام الأشياء القريبة. ساهم باحثون من مركز الفجر الكوني في معهد نيلز بور بجامعة كوبنهاغن في هذا النقاش من خلال التركيز على قياسات السرعة. تم نشر النتيجة في مجلة الفيزياء الفلكية.

وجد الباحثون في مركز الفجر الكوني أن قياسات السرعة المستخدمة لتحديد معدل تمدد الكون قد لا تكون موثوقة. كما هو مذكور في المنشور ، هذا لا يحل التناقضات ، بل يلمح إلى تناقض إضافي في تكوين الكون.

قياس معدل تمدد الكون

حاليًا ، يقيس علماء الفلك تمدد الكون باستخدام طريقتين مختلفتين تمامًا. يعتمد أحدهما على قياس العلاقة بين مسافة وسرعة المجرات القريبة ، بينما الآخر ينبع من دراسة إشعاع الخلفية من الكون المبكر جدًا. والمثير للدهشة أن هذين النهجين يجدان حاليًا معدلات توسع مختلفة. إذا كان هذا التناقض حقيقيًا ، فستكون النتيجة إعادة تفسير جديدة ومثيرة إلى حد ما لتطور الكون. ومع ذلك ، من الممكن أيضًا أن يكون الاختلاف في ثابت هابل ناتجًا عن القياسات غير الصحيحة. من الصعب قياس المسافات في الكون ، لذلك ركزت العديد من الدراسات على تحسين وإعادة ضبط قياسات المسافات. لكن على الرغم من ذلك ، خلال السنوات الأربع الماضية ، لم يتم حل الخلاف.

من السهل قياس سرعة المجرات البعيدة - أو هكذا اعتقدنا

في المقالة العلمية الأخيرة ، يحاول الباحثون من مركز الفجر الكوني الآن تسليط الضوء على مشكلة ذات صلة: قياس السرعة. اعتمادًا على السرعة التي يتحرك بها جسم بعيد عنا ، يتحول ضوءه إلى ألوان حمراء. باستخدام هذا الانزياح نحو الأحمر المزعوم ، من الممكن قياس السرعة من طيف مجرة ​​بعيدة. على عكس قياسات المسافة ، كان يُفترض حتى الآن أن قياس السرعات سهل نسبيًا.

ومع ذلك ، عندما فحص الباحثون مؤخرًا قياسات المسافة والسرعة من أكثر من 1000 سوبر نوفا (النجوم المتفجرة) التي تم جمعها خلال الـ 25 عامًا الماضية ، وجدوا تباينًا مفاجئًا في نتائجهم. يوضح ألبرت سنيبن ، طالب الماجستير في معهد نيلز بور: "لقد اعتقدنا دائمًا أن قياس السرعات كان واضحًا ودقيقًا إلى حد ما ، ولكن اتضح أننا نتعامل بالفعل مع نوعين من الانزياح الأحمر".

النوع الأول ، الذي يقيس السرعة التي تتحرك بها المجرة المضيفة بعيدًا عنا ، يعتبر الأكثر موثوقية. النوع الآخر من الانزياح نحو الأحمر يقيس بدلاً من ذلك سرعة المادة المقذوفة من النجم المتفجر داخل المجرة. أو بشكل أكثر دقة ، تتحرك المادة من المستعر الأعظم نحونا بنسبة قليلة من سرعة الضوء (الشكل 1). بعد تعويض هذه الحركة الإضافية ، يمكن تحديد الانزياح الأحمر - والسرعة - للمجرة المضيفة. لكن هذا التعويض يتطلب نموذجًا دقيقًا للانفجار. تمكن الباحثون من تحديد أن النتائج من هاتين الطريقتين المختلفتين تؤدي إلى تاريخين توسع مختلفين للكون ، وبالتالي تكوينان مختلفان أيضًا.

هل الأشياء "محطمة بطريقة مثيرة للاهتمام؟"

فهل هذا يعني أن قياسات الكون القديم والقياسات الأحدث هي في النهاية مسألة قياسات غير دقيقة للسرعة؟ ربما لا ، كما يقول بيديشا سين ، أحد مؤلفي المقال. وتقول: "حتى لو استخدمنا الانزياح الأحمر الأكثر موثوقية ، فإن قياسات المستعر الأعظم لا تستمر فقط في الاختلاف مع ثابت هابل الذي تم قياسه منذ بداية الكون - بل إنها تلمح أيضًا إلى تناقض أكثر عمومية فيما يتعلق بتكوين الكون".

هذه النتائج الجديدة مفتونة بالأستاذ المساعد في معهد نيلز بور ، تشارلز شتاينهارد. يقول: "إذا كنا نتعامل بالفعل مع خلافين ، فهذا يعني أن نموذجنا الحالي سوف" ينكسر بطريقة مثيرة للاهتمام. "من أجل حل مشكلتين ، واحدة تتعلق بتكوين الكون والأخرى تتعلق بمعدل التوسع للكون ، هناك حاجة إلى تفسيرات فيزيائية مختلفة عما إذا كنا نريد فقط تفسير تناقض واحد في معدل التوسع ".

يستمر العمل العلمي في التلسكوب البصري الاسكندنافي

مع التلسكوب البصري الاسكندنافي في جران كناريا ، يكتسب الباحثون الآن انزياحًا أحمر جديدًا من المجرات المضيفة. عندما يقارنون هذه النتائج مع الانزياح الأحمر القائم على المستعر الأعظم ، سيكونون قادرين على معرفة ما إذا كانت التقنيتان ستظلان مختلفتين. يوضح شتاينهاردت: "لقد تعلمنا أن هذه القياسات الحساسة تتطلب قياسات دقيقة للسرعة ، وسيكون من الممكن تحقيقها من خلال ملاحظات جديدة".


هناك أقل & # 8220 توتر & # 8221 في توسع الكون (علم الفلك / علم الكونيات)

طريقة جديدة لقياس ثابت هابل قدمها عمل الفريق الدولي بقيادة نانديتا خيتنادنان ، طالبة الدكتوراه في معهد غران ساسو للعلوم والمرتبطة بـ INFN ، نُشرت في علم الفلك والفيزياء الفلكية.

ما مدى سرعة توسع الكون؟ يستمر السؤال ، الذي حاول علماء الفلك الإجابة عنه منذ قرن تقريبًا ، في تحفيز أبحاث علماء الكونيات ، وهو أساس عمل فريق دولي بقيادة نانديتا خيتان.

الدراسة هي جزء من الجدل المستمر حول قيمة ثابت هابل ، المعلمة التي تقيس معدل التمدد الحالي للكون والتي تمثل اليوم الشذوذ الرئيسي بين الملاحظات والنماذج الكونية ، وإلا في اتفاق جيد مع بعضها البعض. . وفقًا لقياسات المسافة التي تم إجراؤها في الكون المحلي & # 8211 باستخدام المستعرات الأعظمية من النوع Ia مثل & # 8220 الشموع القياسية & # 8221 ، أي انفجارات الأقزام البيضاء في أنظمة النجوم المزدوجة & # 8211 اليوم & # 8217 سيحدث التوسع الكوني بشكل أسرع تقريبًا ، بحوالي 10 في المائة ، مقارنة بما تم توقعه من قبل تطور الكون المبكر ، تم الحصول عليها على أساس ملاحظات إشعاع الخلفية الكونية. ما الذي يكمن وراء هذا & # 8220 التوتر & # 8221: فيزياء جديدة رائعة أو تأثيرات منهجية مثيرة للاهتمام؟

يعد قياس المسافات في علم الفلك مشكلة معقدة تتطلب مزيجًا من التقنيات والملاحظات المختلفة لتقدير السطوع الجوهري للمصادر المعنية. في حالة المستعر الأعظم Ia ، تعتمد طريقة المعايرة الأكثر استخدامًا على ملاحظات نوع معين من النجوم المتغيرة ، Cepheids ، في نفس المجرات التي تستضيف انفجارات المستعر الأعظم. تقترح الدراسة ، التي نُشرت اليوم في مجلة Astronomy & amp Astrophysics ، طريقة جديدة لمعايرة مسافات المستعرات الأعظمية ، باستخدام تقلبات سطوع السطح (أو SBF ، من الاختصار الإنجليزي لتقلبات سطوع السطح) للمجرات المضيفة.

"باستخدام عينة من 24 سوبر نوفا ، انفجرت جميعها في مجرات معروفة المسافة من قياسات SBF ، لمعايرة عينة كونية أكبر من 96 سوبر نوفا ، حصل الفريق على قيمة ثابت هابل 70.5. كيلومتر في الثانية لكل ميجا فرسخ & # 8220- تقول نانديتا خيتان - & # 8221 هذا التقدير يقع في منتصف الطريق بين أحدث قيمة تم الحصول عليها من قياسات المستعرات الأعظمية التي تمت معايرتها بطريقة كلاسيكية مع Cepheids (73.2 كم / ثانية / Mpc) والواحد استنادًا إلى ملاحظات إشعاع الخلفية الكونية للقمر الصناعي بلانك (67.4 كم / ثانية / Mpc) & # 8220

حتى إذا كان القياس الجديد متوافقًا مع القيمتين المتطرفتين ، بالنظر إلى أوجه عدم اليقين ذات الصلة ، فإن هذه النتيجة تسلط الضوء على فرق مهم بين المستعرات الأعظمية التي تمت معايرتها باستخدام الطريقتين المختلفتين. يمكن أن ينشأ هذا الاختلاف من البيئة التي تم فيها العثور على المستعرات الأعظمية المختارة في العيّنتين ، نظرًا لأن نوعي المعايرة يعتمدان على الملاحظات التي تم إجراؤها في مجرات مختلفة: Cepheids ، في الواقع ، توجد في المجرات الحلزونية وليس في المجرات الإهليلجية . حيث يتم استخدام طريقة SBF بشكل عام.

& # 8220 قد يرجع أصل هذا التوتر على قياس ثابت هابل إلى فعل الأخطاء المنهجية: السطوع الجوهري للمستعرات الأعظمية يمكن أن يكون مختلفًا لبيئة مختلفة للانفجار أو لسلف مختلف & # 8221 يقول لوكا إيزو ، باحث في مركز علم الكونيات المظلمة في كوبنهاغن.

يوضح العمل فعالية استخدام طريقة SBF لمعايرة المستعرات الأعظمية ، وفتح طرق جديدة واعدة لهذا النوع من البحث. في السنوات القادمة ، سيؤدي ظهور أدوات مثل تلسكوب جيمس ويب الفضائي ومرصد فيرا روبن إلى جعل هذه الطريقة أداة رئيسية لعلم الكونيات الدقيق.

& # 8220 هذه التقنية ، لا تستند إلى أحداث غير متوقعة & # 8211 مثل انفجار سوبر نوفا & # 8211 أو على حملات المراقبة الطويلة & # 8211 كما في حالة دراسة متغيرات Cepheid & # 8211 سيسمح من ناحية واحدة قياس المسافات إلى المجرات البعيدة جدًا ، حيث يسيطر تدفق هابل على السرعات الغريبة ، ومن ناحية أخرى سيسمح لنا بقياس المسافات لعدد لا يصدق من المجرات القريبة وبالتالي زيادة عدد أجهزة المعايرة "، تلاحظ ميشيل كانتيلو ، باحث في INAF وخبير في طريقة SBF.

لذلك لا ينبغي أن يفاجئنا أن الدراسات من هذا النوع ، من منظور المنظور ، مثمرة بشكل خاص في النتائج: & # 8220 ستسلط الدراسة التفصيلية للمجرات التي تستضيف المستعرات الأعظمية الضوء على احتمال وجود تأثيرات منهجية خفية يمكن أن تحل التوتر على ثابت هابل ، أو يكشف عن خصائص غير متوقعة ومعلومات مهمة عن الطبيعة الفيزيائية الفلكية لما نعتبره الآن أفضل الشموع القياسية "تعليقات ماريكا برانتشسي ، الأستاذة في GSSI ، ومعاونة INFN ورئيسة المجلس العلمي INAF ، والمشرف على Nandita.
"من خلال إعادة هذه النتيجة إلى قيمتها الاسمية ، نؤكد الاتجاه الذي لوحظ حتى الآن: قياس جديد لثابت هابل ، استنادًا إلى أجهزة المعايرة التي لوحظت في الكون & # 8216 محلي & # 8217 ، يجد قيمة H0 أعلى بشكل هامشي من القيمة حصل عليها بلانك. لكن من المؤكد أنه من المبكر شرح هذا التأثير بتدخل فيزياء & # 8216 New & # 8217 "، كما يخلص ماسيمو ديلا فالي من INAF.

يضم الفريق علماء خبراء في ملاحظات المستعر الأعظم ، وقياس SBF ونظرية الذين يعملون في معهد Gran Sasso للعلوم ، والمعهد الوطني للفيزياء الفلكية ، والمعهد الوطني للفيزياء النووية & # 8211 Gran Sasso National Laboratories ، DARK & # 8211 Niels Bohr Institute of وجامعة كوبنهاغن ومركز الفيزياء الفلكية والحوسبة الفائقة بجامعة سوينبيرن ومرصد لاس كومبريس وجامعة كاليفورنيا سانتا باربرا وجامعة كاليفورنيا ديفيس.


كيف يؤدي توسع الكون إلى جعل الفضاء الخارجي فراغًا؟

لا ينتج فراغ الفضاء الخارجي عن تمدد الكون ، بل بسبب الجاذبية. بادئ ذي بدء ، عندما نقول أن الفضاء الخارجي (الفضاء خارج الغلاف الجوي للكواكب والنجوم) هو "فراغ" أو "فارغ" ، فإننا نعني حقًا أن الفضاء الخارجي تقريبا فارغة أو تقريبيا فراغ مثالي. في الواقع ، حتى أبعد بقعة في الفضاء الخارجي بها غاز ، وغبار ، وإشعاع ، وجاذبية ، ومجموعة كاملة من الأشياء الأخرى. لا يوجد شيء اسمه مساحة فارغة حقًا. إذا حاولنا امتصاص كل الجسيمات من حجم معين ، فلا يزال بإمكاننا إفراغها. ستظل هناك أشياء مثل تقلبات الفراغ والجاذبية والمادة المظلمة ، والتي لا يمكن امتصاصها. مع ذلك ، فإن الفضاء الخارجي قريب جدًا من الفراغ مقارنةً بغلاف الأرض. لماذا ا؟

كل جسيم من المادة ، مهما كان صغيرا ، يمارس جاذبية جاذبية على كل جسيمات المادة الأخرى. بالنسبة للقطع الصغيرة من المادة مثل ذرة الهيدروجين وللمسافات الكبيرة مثل التي نراها في المقياس الفلكي ، تكون قوة الجاذبية ضعيفة جدًا. لكنها ليست صفرا. بإعطاء الوقت الكافي ، تجعل الجاذبية سحبًا عملاقة من الغاز في الفضاء تتكثف على الرغم من ضعف قوة الجاذبية. بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم ، امتلأ الكون بحساء متماثل تقريبًا من الهيدروجين والهيليوم. على مدى مليارات السنين ، جذبت الجاذبية معظم ذرات الغاز هذه إلى نجوم. داخل الفرن النووي للنجوم ، تم دمج الهيدروجين والهيليوم لتكوين العناصر الأثقل حتى الحديد. ماتت النجوم الأكبر حجمًا في نهاية المطاف في انفجار مستعر أعظم مما خلق جميع العناصر الموجودة بشكل طبيعي أثقل من الحديد وقذف هذه العناصر الثقيلة في الفضاء. بمرور الوقت ، تكثفت هذه العناصر الأثقل تحت تأثير الجاذبية لتشكل سحبًا صغيرة وصخورًا. في المقابل ، اجتذبت السحب والصخور بعضها البعض جاذبيًا لتشكيل الكويكبات والأقمار والكواكب. الفضاء الخارجي شبه فارغ لأن معظم المادة التي كانت موجودة هناك سقطت فعليًا في كويكب أو كوكب أو قمر أو نجم تحت تأثير الجاذبية.

لا يؤثر توسع الكون إلا على المسافة بين المجرات ، ويؤثر على ذلك ليس زيادة المسافات بين الأجسام داخل المجرة. الذرات في جسمك ، والمخلوقات على الأرض ، والكواكب في النظام الشمسي ، والأنظمة الشمسية في مجرة ​​كلها مرتبطة بشدة بالجاذبية والكهرومغناطيسية لتتأثر بتوسع الكون. نتيجة لذلك ، لا يمكن لتوسع الكون أن يفسر الفراغ النسبي للفضاء داخل المجرة.


توسع الكون إلى ماذا؟

يُطرح السؤال أحيانًا: ما الذي يتمدد الكون فيه.

يعجبني هذا الرد ، ولكن يرجى العثور على الخطأ إذا صح التعبير. أنا أقدر نقل القياس. أنا أستخدمه كوسيلة مساعدة للفهم ، وليس كـ "حقيقة مطلقة".

تشبيه الأرض المسطحة طريقة جيدة لفهم البعد الأعلى.
خذ بعين الاعتبار شخصًا مسطحًا يعيش على كرة. سطح الكرة هو الكون لهذا الكائن. داخل أو خارج المجال لا معنى له.
إذا تمدد الكرة ، فإن مساحة سطح الكرة تتوسع ، أي ، يتمدد الكون من الأرض المسطحة.

الآن ضع في اعتبارك وجهة نظر "يجري التالي" من الشقة المسطحة. هذا يعني لنا ، كما نتصور 3 أبعاد بالإضافة إلى بعد زمني.
نرى أنه مع توسع سطح الأرض المسطحة (= الكون) ، لا يتوسع السطح فحسب ، بل يتوسع أيضًا نصف القطر. وبالتالي ، يُنظر إلى توسع الكون على أنه بُعد n ، وبدون حافة ، ولكن إذا توسع ، فسيتمدد أيضًا في البعد (n + 1) ، ولا يدركه الكائن ذي البعد n. وهكذا يتوسع كون الأرض المسطحة إلى شيء ما ، لكن هذا الشيء لا يمكن إدراكه من قبل المسطح.
وبالتالي ، لا معنى للسؤال عما يتمدد الكون فيه.

# 2 الطبوغرافية

هذا هو الجواب الأسرع. من الصعب جدال ضد.

# 3 الفراشة

هناك سيناريوهان هنا: الأول ، الكون مسطح تمامًا ، والثاني ، أن الكون شبه مسطح جدًا.

إذا كان الكون مسطحًا تمامًا ، فهو دائمًا ما يكون مسطحًا تمامًا. لديها الآن ودائما مدى لانهائي ، مع تحديد الجزء الذي يمكن الوصول إليه بمسافة الضوء.

إذا كان الكون مسطحًا تقريبًا ، فقد كان صغيرًا جدًا في وقت ما.

بالنسبة للكون المسطح تمامًا ، فهو لانهائي وحدث الانفجار الأعظم في كل مكان مرة واحدة. الكون اللانهائي بالفعل يستمر في الازدياد.

للكون شبه مسطح ، له حافة لا يوجد بعدها مكان وزمان. يتوسع الكون في هذا الفراغ الذي لا مكان له ولا زمان.

تم إنشاء التضخم كوسيلة لجعل الكون يبدو مسطحًا تقريبًا إلى الوراء في وقت لم يكن فيه مفهوم للطاقة المظلمة. الآن ، نحن نعلم أن هناك طاقة مظلمة وأفضل ما يمكننا قياسه ، فإن مقدار كثافة الطاقة المظلمة المتطرفة يوازن كمية المادة وكثافة الطاقة لجعل الكون مسطحًا في جميع الأوقات في الماضي. مع انخفاض كثافة المادة والطاقة بسبب التمدد ، تزداد كثافة الطاقة المظلمة للاحتفاظ بالاستواء.

# 4 MikiSJ

. لا معنى للسؤال عما يتمدد الكون فيه.

من المحتمل أن يكون هذا هو أفضل إجابة لسؤال غير قابل للإجابة.

ما هي المساحة الفارغة التي تقع بين الإلكترون ونواه - لا يهم ، إنه ببساطة هناك.

ما هي المساحة الفارغة التي تقع بين نجم ونجم آخر - لا يهم ، إنه ببساطة هناك.

ما هو الفضاء الفارغ الذي يتمدد الكون فيه - لا يهم ، إنه ببساطة هناك.

نميل إلى تحويل انتباهنا إلى مفاهيم غير ضرورية عندما نجد صعوبة في فهم ما يكمن أمامنا مباشرة. نحن لا نفهم ، بشكل كامل ، طبيعة الكون ، لذا فإننا نحرف افتقارنا للمعرفة عن طريق السؤال عما يتوسع الكون فيه - لا يهم إذا كنت لا تفهم الكون ليبدأ.

# 5 الفراشة

ما هي المساحة الفارغة التي تقع بين الإلكترون ونواه - لا يهم ، إنه ببساطة هناك.

ما هي المساحة الفارغة التي تقع بين نجم ونجم آخر - لا يهم ، إنه ببساطة هناك.

لم تكن أي من هذه المساحات فارغة في أي مكان. إنهم يعجون بالجسيمات الافتراضية التي لها تأثيرات. اقرأ عن تأثير كازيمير.


ما هو الفضاء الفارغ الذي يتمدد الكون فيه - لا يهم ، إنه ببساطة هناك.

ما إذا كانت هذه المساحة مختلفة بأي شكل من الأشكال لا يمكن الوصول إليها حاليًا عن طريق التجربة. سطح التشتت الأخير يحجب رؤيتنا.

# 6 الطبوغرافية

ما هو الفضاء الفارغ الذي يتمدد الكون فيه - لا يهم ، إنه ببساطة هناك.

إنه ليس مساحة فارغة ، إنه لا شيء. لا يوجد "مساحة" خارج الكون.

# 7 كولوكيت

"إنه ليس فضاءً فارغًا ، إنه لا شيء. لا يوجد" مساحة "خارج الكون"

شكرا لك على ذلك. إنه يتفق مع رسالتي أعلاه.

# 8 بيلب

لا شيئ.

That is the quicker answer. Very difficult to argue against.

I would say impossible to refute. But also impossible to confirm as well, unless one has evidence from outside the universe. IMO the correct answer is "unknown". One could also say, "unknown but probably nothing" if that makes them feel better, but the "probably nothing" will remain an untestable hypothesis.

Or, as this article says: It is a nonsense question to ask what the universe is expanding into. It isn't expanding into anything (which includes nothing), it is simply expanding.

Edited by BillP, 14 June 2020 - 08:48 AM.

#9 llanitedave

It isn't empty space, it is nothing. There is no 'space' outside the Universe.

Thing is, we can't possibly know what's outside the universe, if anything. So the only definitive statement we can make is "We don't know."

#10 llanitedave

I would say impossible to refute. But also impossible to confirm as well, unless one has evidence from outside the universe. IMO the correct answer is "unknown". One could also say, "unknown but probably nothing" if that makes them feel better, but the "probably nothing" will remain an untestable hypothesis.

Or, as this article says: It is a nonsense question to ask what the universe is expanding into. It isn't expanding into anything (which includes nothing), it is simply expanding.

https://www.universe. expanding-into/

I should have read this first. نعم.

#11 Culluket

"We see that as the flatlander's surface (= Universe) expands, not only does the surface expand, but also the radius expands. Thus the expansion of the Universe is perceived as n dimensional, and without an edge, but if it expands, it will also expand in the (n + 1) dimension, not perceived by the n dimensional being. Thus the flatlander's Universe does expand into something, but that something is not perceivable by the flatlander.
Ergo, by extension, it is meaningless to ask what the Universe expands into."

But it would be perceivable by a being from dimension (n + 1 ). Hands up any (n + 1) dimension aliens present?

#12 garret

Is it not possible to make an accurate visualization of the big bang with computer graphics?

Even if this is impossible how real is the Big bang then?

#13 ButterFly

Is it not possible to make an accurate visualization of the big bang with computer graphics?

Even if this is impossible how real is the Big bang then?

The evidence for a big bang lies in the cosmic microwave background radiation. No one disputes there was a big bang.

What we cannot yet infer based on the data is whether the universe is flat or just very nearly falt.

At very nearly flat, one presumes we start out with an empty (as in completely and totally) universe. Then something happens and it is no longer empty. Then, for some unknown reason, the universe undergoes some period of inflation. Then the inflation rolls over. Then it just stops inflating and continues expanding from there. And, oh yeah, dark energy appears somewhere along the way., which we didn't even know existed until decades after inflation was first proposed.

At exactly flat, the universe has always been flat. The lack of matter denergy density due to an empty universe means the flatness is due entirely to dark energy. Omega_dark_energy is exactly 1 in an empty universe. Becuase of that, an infinite universe is already expanding infinitely quickly. Then, something happens (a virtual pion popping into existence, for example, that is trying to be ripped apart by an infinitely expanding universe, creating massive jets) and the matter energy density is no longer zero. Omega_dark_energy is thus less than one and the universe expands less than infinitely quickly. The attempted pion ripping process may still continue even though the expansion is less than infinitely quickly.

Our data at present cannot distinguish these two models. At present, we can only go a little further back from the surface of last scattering by considering neutrino processes' influence on the CMBR spectrum of EM radiation. The neutrinos themselves can go much further back, but we are nowhere near that point yet.

Based on my description above, one can imagine that I favor the later model. Now that we know dark energy exists, inflation seems more and more ad hoc. With a Higgs, we must take a heavy right handed neutrino seriously. The pion ripping process may account for all the dark matter as a mere locking away of all the anti-matter into very heavy right handed neutrinos that rarely interact. Particle physics has and will continue to shed much light on cosmology.

More importantly, if we follow our current path, Omega_dark_energy will again approach 1 in a universe left with only protons, electrons, and neutrinos. Wouldn't the infinitely quick expansion in our future try to rip apart those protons too? Our present universe could be several iterations in and we have no data to indicate one way or the other.


Rethinking cosmology: Universe expansion may not be uniform (Update)

The blue areas expand more slowly than expected, the yellow areas faster. In isotropy, the image would be monochromatic red. Credit: © Konstantinos Nikolaos Migkas, Uni Bonn/Astronomy & Astrophysics

Astronomers have assumed for decades that the Universe is expanding at the same rate in all directions. A new study based on data from ESA's XMM-Newton, NASA's Chandra and the German-led ROSAT X-ray observatories suggests this key premise of cosmology might be wrong.

Konstantinos Migkas, a Ph.D. researcher in astronomy and astrophysics at the University of Bonn, Germany, and his supervisor Thomas Reiprich originally set out to verify a new method that would enable astronomers to test the so-called isotropy hypothesis. According to this assumption, the Universe has, despite some local differences, the same properties in each direction on the large scale.

Widely accepted as a consequence of well-established fundamental physics, the hypothesis has been supported by observations of the cosmic microwave background (CMB). A direct remnant of the Big Bang, the CMB reflects the state of the Universe as it was in its infancy, at only 380 000 years of age. The CMB's uniform distribution in the sky suggests that in those early days the Universe must have been expanding rapidly and at the same rate in all directions.

In today's Universe, however, this may no longer be true.

"Together with colleagues from the University of Bonn and Harvard University, we looked at the behaviour of over 800 galaxy clusters in the present Universe," says Konstantinos. "If the isotropy hypothesis was correct, the properties of the clusters would be uniform across the sky. But we actually saw significant differences."

The astronomers used X-ray temperature measurements of the extremely hot gas that pervades the clusters and compared the data with how bright the clusters appear in the sky. Clusters of the same temperature and located at a similar distance should appear similarly bright. But that is not what the astronomers observed.

"We saw that clusters with the same properties, with similar temperatures, appeared to be less bright than what we would expect in one direction of the sky, and brighter than expected in another direction," says Thomas. "The difference was quite significant, around 30 percent. These differences are not random but have a clear pattern depending on the direction in which we observed in the sky."

Before challenging the widely accepted cosmology model, which provides the basis for estimating the cluster distances, Konstantinos and colleagues first looked at other possible explanations. Perhaps, there could be undetected gas or dust clouds obscuring the view and making clusters in a certain area appear dimmer. The data, however, do not support this scenario.

The Universe might not be expanding at the same rate everywhere. Access the video. Credit: K. Migkas et al. 2020 Milky Way map: ESA/Gaia/DPAC – CC BY-SA 3.0 IGO

In some regions of space the distribution of clusters could be affected by bulk flows, large-scale motions of matter caused by the gravitational pull of extremely massive structures such as large cluster groups. This hypothesis, however, also seems unlikely. Konstantinos adds that the findings took the team by surprise.

"If the Universe is truly anisotropic, even if only in the past few billion years, that would mean a huge paradigm shift because the direction of every object would have to be taken into account when we analyse their properties," he says. "For example, today, we estimate the distance of very distant objects in the Universe by applying a set of cosmological parameters and equations. We believe that these parameters are the same everywhere. But if our conclusions are right than that would not be the case and we would have to revisit all our previous conclusions."

"This is a hugely fascinating result," comments Norbert Schartel, XMM-Newton project scientist at ESA. "Previous studies have suggested that the present Universe might not be expanding evenly in all directions, but this result—the first time such a test has been performed with galaxy clusters in X-rays—has a much greater significance, and also reveals a great potential for future investigations."

The scientists speculate this possibly uneven effect on cosmic expansion might be caused by dark energy, the mysterious component of the cosmos which accounts for the majority—around 69% – of its overall energy. Very little is known about dark energy today, except that it appears to have been accelerating the expansion of the Universe in the past few billion years.

ESA's upcoming telescope Euclid, designed to image billions of galaxies and scrutinise the expansion of the cosmos, its acceleration and the nature of dark energy, might help solve this mystery in the future.

"The findings are really interesting but the sample included in the study is still relatively small to draw such profound conclusions," says René Laureijs, Euclid project scientist at ESA. "This is the best one could do with the available data, but if we were to really re-think the widely accepted cosmological model, we would need more data."

And Euclid might do exactly that. The spacecraft, to be launched in 2022, might not only find evidence that dark energy is really stretching the Universe unevenly in different directions, it will also enable the scientists to gather more data on the properties of a large amount of galaxy clusters, which might support or disprove the current findings.

Further data will also come soon from the X-ray eROSITA instrument, built by the Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics. The instrument, aboard the recently launched German-Russian satellite Spektr-RG, will conduct the first all-sky survey in medium energy X-rays, focusing on the discovery of tens of thousands previously unknown galaxy clusters and active galactic centres.

The results are published in the journal Astronomy & Astrophysics


The physical evidence

All evidence for cosmological expansion comes from the cosmos itself. Supernovae (exploding stars see figure 1) are among the brightest light sources in the sky. Astrophysicists believe that they have successfully understood the origin of a certain class of these explosions using known physics, including general relativity theory, where a white dwarf star, after accumulating sufficient mass from a companion star to reach a critical limit, catastrophically explodes in a blinding flash of light. The luminosity of the explosion rapidly increases, peaks, and then slowly decreases over days and months. By modelling this, it is believed that one can understand what the intrinsic brightness at the peak of the explosion was, and hence one can establish, for a certain class of these supernovae, a &lsquostandard candle&rsquo. The theory says that the intrinsic brightness at the peak of the explosion is the same for all supernovae in this class&mdashthe type 1a, which are identified from the metal content in their spectra. This means if you know their intrinsic brightness you can determine their distance in the cosmos. Then using the redshifts of their host galaxies and the Hubble redshift-distance relation (see figure 2), the distance modulus, derived from the standard cosmology, the theory can be tested with the matter density (&Omegaم) 4 , the dark energy density (&Omega&Lambda) 5 and the Hubble constant (H0) as the only free parameters.

الشكل 2. Redshift of starlight. The spectrum of the light from a star is compared to a lab sample. Spectral lines identify the gases present in the atmospheres of stars, and this fact makes the comparison possible. The lines then are seen to be either shifted towards the blue end (blueshift) or the red end of the spectrum (redshift). In the case of galaxies, it is the light from all the stars in the galaxy that is measured.

From this astronomers claim not only that the universe is expanding but also that the expansion is accelerating. In order to make their observations fit the standard cosmology, they have had to add dark energy with a non-zero value for the cosmological constant (&Lambda) and also a significant amount of dark matter. 6 Together these comprise about 96% of the mass-energy content of the universe, yet they remain unknown entities. However, without them the &LambdaCDM big bang (BB) model seriously fails to describe the observed luminosities.

One of the consequences of cosmological expansion is تمدد الزمن. When the light curves, which show the rise and fall in luminosity of the supernova explosion, are compared at increasing redshifts, their time axes should be stretched due to time dilation with respect to the observer on Earth. In other words, processes that follow a flow of time in the distant cosmos are slowed relative to Earth time, i.e. when observed from Earth (see figure 3). This time dilation effect has been clearly observed in the light curves of this type of supernova and is claimed as definitive evidence for expansion. 14 Yet, no time dilation has been observed in the luminosity variations of quasars, 30,33 which are meant to be at very great distances based on their redshifts and the Hubble law. How can these contradictory claims be reconciled?

Add to this the evidence that some quasars are apparently associated with relatively low-redshift galaxies, 7,8 which can only be reconciled if those quasars are not at their redshift distances but are located nearby. And the fact that proper motion (movement against background celestial objects during a year) is observed in quasars 9 really brings into doubt that at least some of them must not be at the supposed cosmological distances based on their redshifts. That means that a large part of a quasar&rsquos redshift must be due to some as-yet-unknown non-cosmological cause, i.e. not due to expansion of space. If verified, this is very damaging to the standard model.

Considering the history of the expanding universe hypothesis, the burden of proof should really rest with those that make the claim. Hubble first thought that the redshifts of the galaxies were due to a Doppler effect (motion of the galaxies through space) but as cosmology developed, some showed theoretically that the effect was due to the expansion of space over the period of flight of the photons from emitter to receiver. Hence it is called cosmological expansion. And the reality is it is claimed to be independent of the emitter source. If independent then that means the origin of the redshifts comes from a process during the flight of the photon from source to receiver. The expansion of space itself is currently the best argument for this.

The question must be asked, what physical evidence do we have that the universe is expanding? In 2003 López-Corredoira 15 reviewed the evidence for this and other questions for cosmology today. This paper (in two parts) focuses on a review of some of those evidences.


الإجابات والردود

When you say these words in the context of cosmology, stop. You are using Newtonian gravity. It won't work.

Rather than a ring, beginners in cosmology should use the FLRW equations as a simple model.

Or you can study it right here on PF. Here is the first of a series of PF Insights articles on the subject.
https://www.physicsforums.com/insights/journey-cosmos-friedmann-equation/

The correct way to proceed is not to start with Newtonian gravity, but to arrive at Newtonian gravity by making appropriate approximations after first starting with general relativity. This can done by assuming: 1) a cosmological constant is not large enough to make a contribution 2) a cosmological constant is large enough to make a contribution.

1) The weak-field limit of Einstein's equation without cosmological constant/dark energy leads to Poisson's equation,
$ abla^2 Phi = - vec < abla>cdot vec= 4 pi G ho,$
where ##Phi## is gravitational potential and ##vec= - vec < abla>Phi## is the gravitational acceleration of a small test mass.

2) The weak-field limit of Einstein's equation with cosmological constant/dark energy ##Lambda## leads to a modified "Poisson" equation,
$ abla^2 Phi = 4 pi G ho - Lambda c^2.$
For a spherical mass ##M##, the divergence theorem applied to the above gives
$vec = left(-frac + frac <3>r ight) hat.$
The second term is a "springy" repulsive term for positive ##Lambda##.

This assumes for some reason that the cosmological constant should balance gravity. If it did that, it would nett steady expansion with constant recession velocities. Same as we would have V=const if we cancelled out gravity for our ball. We could have some large constant in front of our ##1/r^2## force, such that lambda>Fg. But that would nett acceleration for all time. This is not what is observed or claimed.


Does the expansion of the universe increase with distance? - الفلك

When measuring the speed at which far-flung galaxies move, do scientists factor in account that they are seeing the way the galaxies moved in the past? Could this impact Hubble's Law?

(Note: A version of this article was first published by Scientific American on January 2, 2008.)

Let's start with the basics: Our universe is expanding. How do we know this? Astronomers have piled up observations, over many decades, which suggest that other galaxies appear to be moving away from our own Milky Way galaxy (and from each other) at fantastic speeds. There are some small deviations from this pattern, but if you were to "pan the camera back" and take in the universe as a whole, the overall sense would be that galaxies are rushing away from each other, with farther galaxies moving away proportionally faster - a paradigm known as Hubble's Law.

What would the universe look like from this point of view? A good analogy for the expanding universe comes from Martin Gardner, a popular science writer who was also a longtime columnist for Scientific American: Imagine a gigantic blob of dough with a bunch of raisins embedded throughout the dough represents space, and the raisins represent the galaxies. Now, if someone puts the dough in the oven, it will expand or, more accurately, stretch, keeping the same proportions as it had before, but with all the distances between raisins getting bigger as time goes on.

Astronomers use something called the "Hubble constant" to measure how fast this expansion is taking place. The measured value of the Hubble constant can be written in many ways, but the way I like to write it is 0.007 percent per million years. This means that every million years, the distances between galaxies all stretch by around 0.007 percent.

So what does this number really tell us? For one thing, it tells us that the universe is very old. If one were to go back millions of years, the universe would look pretty much the same as it does now. As long as you stick to measuring galaxies within, say, a hundred million light-years of our own, you can be assured that the universe will not have changed much in the time it took light to travel from those galaxies to us.

But what if you're measuring a galaxy that's a few billion light-years away? In that case, the universe has changed significantly as the light has traveled. Astronomers no longer measure Hubble's Law for these galaxies due to a whole host of problems: If you were to try to measure the "distance" to one of these galaxies, which distance would you get? The distance when the light was emitted? Or the distance the light traveled to reach us (which includes some extra distance because the universe expanded while the light was moving through it, like a runner on an ever stretching racetrack)? Or would you measure the distance that the galaxy is from us currently, which is the largest of them all? Similar problems exist with speed: the Hubble constant changes with time, and depending on how it changes, individual galaxies might be speeding up or slowing down. So when you talk about speed, are you talking about the speed when the light was emitted, the speed now, or something in between? In short, it's all a big mess.

The way to get around this is to stop thinking about distance and speed and to focus on properties that astronomers can measure directly. One thing that astronomers can actually measure is the redshift - as light travels through the expanding universe, the light gets stretched by the same factor that the universe does, causing its wavelength to increase. Since red light has longer wavelengths than blue light, this means that the color of light will move more toward the red end of the spectrum. And instead of distance, astronomers look at objects of known power inside the galaxies (typically type 1a supernovae) and measure how bright they appear. This is a bit like taking a 60-watt lightbulb and moving it to farther and farther distances. As long as we can be sure that the bulb remains at 60 watts, we know that the fainter it appears, the farther away it must be.

Redshift and brightness may be less intuitive than speed and distance, but at least they're precisely defined. And they're also very useful. Just like an amateur cook might be able to figure out a restaurant's raisin-bread recipe by baking his own bread over and over again and tasting the final results, astronomers can figure out the expansion of the "raisin bread" universe by generating theoretical models for the relationship between redshift and brightness under different scenarios (in particular, by allowing the Hubble constant to evolve with time in different ways) and throwing away the models that don't fit the observed data. The results obtained over the past decade very clearly favor models in which the individual galaxies are speeding up - in other words, an accelerating universe.

This page was last updated on June 27, 2015

  • Galaxies
  • الكون
  • الانزياح الأحمر
  • Speed
  • المستعرات الأعظمية
  • Expansion
  • مسافة
  • Observations
  • Measurements
  • Type Ia
  • Hubble Constant

عن المؤلف

ديف روثستين

ديف هو طالب دراسات عليا سابق وباحث ما بعد الدكتوراه في جامعة كورنيل ، استخدم ملاحظات الأشعة تحت الحمراء والأشعة السينية ونماذج الكمبيوتر النظرية لدراسة الثقوب السوداء المتصاعدة في مجرتنا. كما قام بمعظم عمليات التطوير للإصدار السابق من الموقع.


شاهد الفيديو: هل تمدد الكون اسرع من سرعة الضوء - the universe expanding (شهر فبراير 2023).